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NGC 3960

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NGC 3960
Image illustrative de l’article NGC 3960
L'amas ouvert NGC 3960 par le relevé 2MASS.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Centaure[1]
Ascension droite (α) 11h 50m 33,2068s[2]
Déclinaison (δ) −55° 40′ 11,427″ [2]
Magnitude apparente (V) 8,3[3],[4],[5],[6]
9,07 dans la Bande B[4]
Dimensions apparentes (V) 6'[4],[5] 7′[3] 8,5'[6],[7]

Localisation dans la constellation : Centaure

(Voir situation dans la constellation : Centaure)
Astrométrie
Vitesse radiale −22,33 ± 0,50 km/s km/s [a]
Distance 2473+295
-169 pc[b]
Caractéristiques physiques
Type d'objet Amas ouvert
Classe I2m[3] I2m :b[5]
Galaxie hôte Voie lactée
Dimensions 17,3 ± 4,2 al[c]
Âge 664 M a [8],[5]
Découverte
Découvreur(s) James Dunlop[1]
Date [1]
Désignation(s) OCL 861
ESO 170-SC14[3]
C 1148-554
Cl Melotte 108
Cl VDBH 123
[KPS2012] MWSC 1982[6]
Liste des amas ouverts
modifier Consultez la documentation du modèle

NGC 3960 est un amas ouvert[1],[2],[8] situé dans la constellation du Centaure. Il a été découvert par l'astronome écossais James Dunlop en 1834.

Selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, cet amas renferme entre 50 et 100 étoiles (lettre m) dont la concentration est forte (I) et dont les magnitudes se répartissent sur un intervalle moyen (le chiffre 2). La classification de Lynga est la même, mais il ajoute :b[5], ce qui signifie que NGC 3960 fait partie d'un double amas.

Observation[modifier | modifier le code]

Avec une magnitude visuelle de 6,5, on peut observer l'amas avec de petites jumelles[4].

Localisation de NGC 3960 dans la constellation de Centaure. (Stellarium)
Position de NGC 3960 par rapport à une étoile.

NGC 3960 est situé à environ 5,8 degrés au nord-ouest de Gacrux (Gamma Crucis).

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Distance[modifier | modifier le code]

La parallaxe moyenne des étoiles de l'amas a été obtenue des mesures effectuées par le satellite Gaia. Cinq valeurs différentes publiées dans de récents articles ( à ) sont indiquées sur la base de données Simbad[6] : 0,418 ± 0,026 0 mas[9], 0,404 ± 0,042 mas[10], 0,400 ± 0,039 mas[11], 0,400 ± 0,002 mas[7] et 0,400 ± 0,039 mas[12]. La moyenne de ces valeurs et de leur incertitude est égale à 0,404 4 ± 0,029 6, ce qui correspond à une distance de 3 473+195
−169 pc.

Taille[modifier | modifier le code]

Selon les sources, la taille de l'amas est comprise entre 6'[4],[5] et 8,5'[6]{{,}[7]. Grâce à un calcul simple, on peut trouver la taille réelle de l'amas. En utilisant la plus grande taille apparente et la plus grande distance, on obtient la taille réelle maximale soit 21,52 al. De même en utilisant la plus petite taille apparente et la plus petite distance, on obtient la plus petite taille réelle, soit 13,12 al. De ces deux valeurs, on déduit que la taille de l'amas est égale à 17,3 ± 4,2 al.

Vitesse[modifier | modifier le code]

Cinq valeurs de la vitesse radiale sont indiquées sur Simbad, soit −22,53 ± 0,15 km/s[13], −22,0 ± 1 km/s[14] et −22,60 ± 0,117 km/s[15], −21,993 ± 0,774 km/s[10] et −22,54 ± 0,39 km/s[16]. La moyenne de ces valeurs et de leur incertitude est égale à −22,33 ± 0,50 km/s.

Mouvement propre[modifier | modifier le code]

Simbad indique sept couples de valeurs pour le mouvement propre de l'amas, dont cinq provenant d'articles publiés entre et sont très semblables. Les deux autres provenant d'articles publiés en et sont totalement différents. Les valeurs de ces cinq couples en ascension droite et en déclinaison sont :

  • −6,515 ± 0,069 mas/an et 1,881 ± 0,070 mas/an[9]
  • −6,520 ± 0,100 mas/an et 1,857 ± 0,097 mas/an[10]
  • −6,522 ± 0,088 mas/an et 1,853 ± 0,082 mas/an[11]
  • −6,522 ± 0,006 mas/an et 1,853 ± 0,006 mas/an[7]
  • −6,522 ± 0,088 mas/an et 1,853 ± 0,082 mas/an[12]

Les valeurs moyennes du mouvement propre obtenues de ces cinq valeurs en ascension droite et en déclinaison, ainsi que de leurs incertitudes sont égales à −6,520 ± 0,070 mas/an et 1,859 ± 0,067 mas/an.

Les deux autres couples sont passablement différents et imprécis. Ils proviennent d'articles moins récents ( et ). Ces deux couples sont :

  • −4,75 ± 4,46 mas/an et 3,97 ± 4,40 mas/an[17]
  • −4,750 ± 0,330 mas/an et 3,970 ± 0,320 mas/an[15]

Métallicité[modifier | modifier le code]

Six valeurs de la métallicité sont indiquées sur Simbad, soit -0,03[18], 0[19], -0,06[14], 0,03[10], -0,04[20],[21]. Selon ces valeurs, le pourcentage d'éléments lourds (plus lourd que l'hydrogène et l'hélium) de cet amas est compris entre de 87% (100,06) et 107% (100,03) de celui du Soleil.

Âge[modifier | modifier le code]

La base de données WEBDA ainsi que le catalogue Lynga indique un âge donnée par log10 = 8,822[8],[5], ce qui correspond à 108,822 = 664 millions d'années.

Étoiles[modifier | modifier le code]

Simbad montre aussi un bouton nommé Children. En cliqant sur ce bouton, on atteint une section de cette base de données qui renferme un tableau contenant 425 entrées pour NGC 3960. Cependant, des étoiles (les Children) peuvent apparaître plusieurs fois dans la deuxième colonne du tableau, d'où le nombre de liens bibliographiques qui est supérieure au nombre d'étoiles. La quatrième colonne de ce tableau indique la probabilité que l'étoile appartienne à l'amas. En cliquant sur le titre de cette colonne, on peut classer la probabilité par ordre croissant ou décroissant. En cliquant sur la désignation de l'étoile, on atteint la page de Simbad qui résume ses propriétés.

Selon Llorente et Morales-Durán NGC 3960 renferme au moins une étoile traînarde bleue[22].

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. ↑ La moyenne des valeurs des cinq vitesse et de leur incertitudes indiquées sur la base de données Simbad.
  2. ↑ Valeur provenant de la parallaxe moyenne des étoiles.
  3. ↑ dimension: val maximum = (2473 + 195 pc) x (3,2616 al/pc) x (8,5/60)° x (3,1416/180)rad/° = 21,52 al
    val minimum = (2473 - 169 pc) x (3,2616 al/pc) x (6/60)° x (3,1416/180)rad/° = 13,12 al
    d'où taille = 17,3 ± 4,2 al

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a b c et d (en) « Celestial Atlas Table of Contents, NGC 3950 - 3999 » (consulté le ).
  2. ↑ a b et c (en) « Results for object NGC 3960 », NASA/IPAC Extragalactic Database (consulté le ).
  3. ↑ a b c et d « Les données de «Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke», NGC 3900 à 3999 », Site WEB du cours d'astronomie du Cégep de Valleyfield.
  4. ↑ a b c d et e (en) « NGC 3960 - Open Cluster in Lupus », The Sky Live (consulté le )
  5. ↑ a b c d e f et g (en) « WEBDA page for open cluster NGC 3960, LYNGACLUST - Lynga Open Clusters Catalog, (Miscellanous (Lynga Info)) » (consulté le )
  6. ↑ a b c d et e (en) « NGC 3960 -- Open Cluster », Simbad (consulté le )
  7. ↑ a b c et d T. Cantat-Gaudin et F. Anders, « Clusters and mirages: cataloguing stellar aggregates in the Milky Way », Astronomy & Astrophysics, vol. 633, no A99,‎ , p. 22 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201936691, lire en ligne [PDF])
  8. ↑ a b et c (en) « WEBDA page for open cluster NGC 3960, A site Devoted to Stellar Clusters in the Galaxy and the Magellanic Clouds » (consulté le )
  9. ↑ a et b E. Poggio, R. Drimmel, T. Cantat-Gaudin et et all., « Galactic spiral structure revealed by Gaia EDR3. », Astronomy & Astrophysics, vol. 651, no A104,‎ , p. 10 pages (DOI 10.48550/arXiv.2103.01970, lire en ligne [PDF])
  10. ↑ a b c et d Wilton Wilton S. Dias, Héktor Monteiro, Aandré Moitinho, Jácques R. D. Lépine, Giovanni Carraro, Ernst Paunzen, Bruno Alessi et Lázaro Villela, « Updated parameters of 1743 open clusters based on Gaia DR2 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 504, no 1,‎ , p. 356-371 (DOI 10.1093/mnras/stab770, lire en ligne [PDF])
  11. ↑ a et b T. Cantat-Gaudin, F. Anders, S. Castro-Ginard et et al., « Painting a portrait of the Galactic disc with its stellar clusters », Astronomy & Astrophysics, vol. 640, no A1,‎ , p. 17 pages (DOI 10.1051/0004-6361/202038192, Bibcode 2020A&A...640A...1C, lire en ligne [PDF])
  12. ↑ a et b T. Cantat-Gaudin, C. Jordi, A. Vallenari et et al., « A Gaia DR2 view of the open cluster population in the Milky Way », Astronomy & Astrophysics, vol. 618, no A93,‎ , p. 16 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201833476, lire en ligne [PDF])
  13. ↑ Y. Tarricq, C. Soubiran, L. Casamiquela et Et al., « 3D kinematics and age distribution of the open cluster population », Astronomy & Astrophysics, vol. 647, no A19,‎ , p. 15 pages (DOI 10.48550/arXiv.2012.04017, lire en ligne [PDF])
  14. ↑ a et b L. Magrini, N. Lagarde, C. Charbonnel et et al., « The Gaia-ESO survey: Mixing processes in low-mass stars traced by lithium abundance in cluster and field stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 651, no A84,‎ , p. 16 pages (DOI 10.1051/0004-6361/202140935, Bibcode 2021A&A...651A..84M, lire en ligne [PDF])
  15. ↑ a et b A. V. Loktin et M. E. Popova, « Updated version of the `homogeneous catalog of open cluster parameters' », Astrophysical Bulletin, vol. 72, no 3,‎ , p. 257-265 (DOI 10.1134/S1990341317030154, Bibcode 2017AstBu..72..257L, lire en ligne [html])
  16. ↑ C. Soubiran, T. Cantat-Gaudin, M. Romero-Gómez et et al., « Open cluster kinematics with Gaia DR2 », Astronomy and Astrophysics, vol. 619, no A155,‎ , p. 11 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201834020, lire en ligne [PDF])
  17. ↑ W.S. Dias, H. Monteiro, T. C. Caetano, J. R. D. Lépine et M. Assafin, « Proper motions of the optically visible open clusters based on the UCAC4 catalog », Astronomy & Astrophysics, vol. 564, no A79,‎ (DOI 10.1051/0004-6361/201323226, Bibcode 2014A&A...564A..79D, lire en ligne [PDF])
  18. ↑ Martin Netopil, İnci Akkaya Oralhan, Hikmet Çakmak, Raúl Michel et Yüksel Karataş, « The Galactic metallicity gradient shown by open clusters in the light of radial migration », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 509, no 1,‎ , p. 421-439 (DOI 10.1093/mnras/stab2961, lire en ligne [PDF])
  19. ↑ S. Randich, G. Gilmore, L. Magrini et et al., « The Gaia-ESO Public Spectroscopic Survey: Implementation, data products, open cluster survey, science, and legacy », Astronomy & Astrophysics, vol. 666, no A121,‎ , p. 29 pages (DOI 10.1051/0004-6361/202243141, Bibcode 2022A&A...666A.121R, lire en ligne [PDF])
  20. ↑ M. Netopil, E. Paunzen, U. Heiter et C. Soubiran, « On the metallicity of open clusters. III. Homogenised sample. », Astronomy & Astrophysics, vol. 585, no A150,‎ , p. 17 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201526370, lire en ligne [html])
  21. ↑ U. Heiter, M. Soubiran, M. Netopil et E. Paunzen, « On the metallicity of open clusters. II. Spectroscopy. », Astronomy & Astrophysics, vol. 561, no A93,‎ , p. 22 pages (DOI 10.1051/0004-6361/201322559, lire en ligne [html])
  22. ↑ Félix Llorente de Andrés et Carmen Morales-Durán, « Open clusters: time-scales, core collapse and blue stragglers », American Journal of Astronomy and Astrophysiscs, vol. 9, no 4,‎ , p. 52-66 (DOI 10.48550/arXiv.2211.10915, Bibcode 2022AmJAA...9...52L, lire en ligne [PDF])

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]


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